Большая Советская Энциклопедия (НЕ)

  Для регистрации продуктов ядерных реакций нейтронов с ядрами В и Li, протонов отдачи и осколков деления используются также ядерные фотографические эмульсии . Этот метод особенно удобен в дозиметрии , так как позволяет определить суммарное число нейтронов за время облучения. При делении ядер энергия осколков столь велика, что они производят заметные механические разрушения. На этом основан один из способов их обнаружения: осколки деления замедляются в стекле, которое затем травится плавиковой кислотой; в результате следы осколков можно наблюдать под микроскопом.

  Возбуждение искусственной радиоактивности под действием нейтронов используется для регистрации нейтронов, особенно при измерениях плотности потока нейтронов, так как число распадов (активность) пропорционально потоку нейтронов, прошедшему через вещество (измерение активности можно производить после прекращения облучения нейтронами). Существует большое количество различных изотопов, применяемых в качестве радиоактивных индикаторов нейтронов разных энергий E. В тепловой области энергий наибольшее распространение имеют ⁵⁵ Mn, ¹⁰⁷ Ag, ¹⁹⁷ Au: для регистрации резонансных нейтронов применяют ⁵⁵ Mn (E = 300 эв ), ⁵⁹ Co (E =100 эв), ¹⁰³ Rh, ¹¹⁵ In (E = 1,5 эв ), ¹²⁷ I (E = 35 эв ), ¹⁰⁷ Ag, ¹⁹⁷ Au (E = 5 эв ). В области больших энергий используют пороговые детекторы ¹² C (E = 20 Мэв ), ³² S (E = 0,9 Мэв ) и ⁶³ Cu (E = 10 Мэв ) (см. Нейтронная спектроскопия ).

  Лит.: Аллен В. Д., Регистрация нейтронов, пер. с англ., М., 1962; Власов Н. А., Нейтроны, 2 изд., М., 1971.

  Б. Г. Ерозолимский, Ю. А. Мостовой.

Нейтронные звёзды

Нейтро'нные звёзды, одна из возможных конечных стадий эволюции звёзд большой массы; вещество нейтронной звезды состоит из нейтронов с малой примесью электронов, протонов и более тяжёлых ядер. На возможность существования Н. з. впервые указал Л. Д. Ландау (1932) сразу же после открытия нейтрона (Дж. Чедвик , 1932). В 1934 американские астрономы У. Бааде и Ф. Цвикки предположили, что Н. з. могут образовываться при вспышках сверхновых звёзд . Из теории эволюции звёзд следует, что у массивных звёзд на стадии почти полного «выгорания» ядерного горючего в их центральной области может произойти катастрофически быстрое гравитационное сжатие — гравитационный коллапс (см. Коллапс гравитационный ). При коллапсе плотность вещества возрастает настолько, что достигается состояние, когда нейтроны становятся устойчивее протонов. В этих условиях происходит превращение протонов и стабильных атомных ядер в нейтроны и атомные ядра с избытком нейтронов (нейтронизация вещества). Для такого процесса необходимы плотности r ³ 10¹⁰ г/см³ . При плотностях r ³ 10¹² г/см³ и температурах Т £ 10¹⁰ К, характерных для Н. з., вещество представляет собой вырожденный нейтронный газ (см. Вырожденный газ ). Механическое равновесие Н. з. связано с компенсацией сил тяготения давлением вырожденного газа нейтронов. Для равновесного устойчивого состояния Н. з. характерны следующие параметры (в среднем): масса  ~ 2×10³³ г , т. е. равна массе Солнца , радиус R ~ 2×10⁶ см = 20 км ( = 7×10¹⁰ см ), плотность r ~ 2×10¹⁴ г/см ³ (= 1,4 г/см ³ ); давление р ~ 10³³ —10³⁴ дин/см ² ; минимальный период вращения 10^-3 сек. Магнитное поле Н. з. достигает ~ 10¹² гс (среднее магнитное поле Солнца ~ 1 гс ). Средняя плотность Н. з. близка к ядерной плотности вещества или даже превосходит её, поэтому строение и свойства Н. з. обусловлены в значительной мере ядерными силами . Кроме того, для Н. з. характерна большая величина гравитационной энергии связи (~ 10⁵³ эрг ), что приводит к появлению существенных поправок к ньютоновской теории тяготения, следующих из общей теории относительности (см. Тяготение ). Учёт этих двух факторов имеет принципиальное значение при расчёте внутреннего строения Н. з. Из расчётов следует, что теоретически ожидаемая масса Н. з. ЖЛ заключена в пределах 0,05 , где , причём разброс вычисленных значений  обусловлен трудностями в учёте действия ядерных сил. Большинство существующих теорий связывает образование Н. з. со вспышками сверхновых звёзд, так как гравитационный коллапс звезды при определённых условиях сопровождается мощным взрывом, выбрасывающим в пространство внешние слои звезды. Н. з. были открыты в 1967 по пульсации их радиоизлучения (эти звёзды назвали пульсарами ), причём ряд пульсаров определенно связан с остатками сверхновых (в частности, пульсар PSR 0532 в Крабовидной туманности ).

  Лит.: Дайсон Ф., Тер Хаар Д., Нейтронные звёзды и пульсары, пер, с англ., М., 1973; Тейлер Р., Строение и эволюция звёзд, пер. с англ., М., 1973; Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и эволюция звёзд, М., 1971.

  В. С. Имшенник.

Нейтронные источники